Das, in den Kapiteln 1 bis 7, behandelte „Spezielle Grundmodell“ kann auch auf nicht sonnenähnliche Systeme übertragen werden. Gleichung 1.4.1 für sonnenähnliche Sternsysteme lässt sich verallgemeinern, so dass sie für beliebige Sternenmengen einer Spektralklasse in der Galaxie gilt.

Bezogen auf alle Sternsysteme A in unserer Galaxie ergibt sich die Anzahl N_X einer Menge von Sternsystemen, mit:

F_X ist dabei die Wahrscheinlichkeit für das Auftreten einer Menge von Sternen, die eine bestimmte Eigenschaft besitzen.
Eine natürliche Ordnung der Sterne ist durch das System der Spektralklassen gegeben. Wobei im Speziellen Grundmodell ja schon die Spektralklasse der G-Sterne benutzt wurde.
Gleichung 8.1.1 gilt somit für die Sternenmenge einer beliebigen Spektralklasse. (siehe auch Kapitel 12.1)
Damit lässt sich das bisher abgeleitete Konzept auf alle Sternenmengen anwenden, für die Beobachtungsdaten vorliegen.

Die Sonnen unserer Galaxie werden im sogenannten Hertzsprung-Russel-Diagramm [2] wiedergegeben, nach Farben und Leuchtkraft angeordnet. Es existieren gesamt 13 Spektraltypen. Wobei die Spektraltypen O, B, A, F, K, also die blauen, die blau-weißen, weißen, die weiß-gelben und die orangen Spektralfarben etwa 1 % der Gesamtsterne ausmachen. Hinzu kommen noch die Braunen Zwerge und die roten Riesen, also die Spektralklassen L, T, Y, R, N, S, die ebenfalls 1 % der Gesamtsterne ausmachen. Zwei Klassen sind bisher bekannt geworden. Und zwar die Menge der sonnenähnlichen G-Sterne, mit einer gelben Spektralfarbe und der Wahrscheinlichkeit Fs = 0,28 = 7:25. Sowie die Menge der Roten Zwerge, also M-Sterne mit einer rot-orangen Spektralfarbe und einer Wahrscheinlichkeit FRZ = 0,7 = 7:10. Damit machen die beiden Spektralklassen 98 % der Gesamtsterne in der Galaxie aus.